Osservazione del cielo

La posizione della Terra nell'universo: nell’antichità si pensava che la Terra si trovasse al centro dell’Universo e che avesse natura diversa dagli altri corpi celesti, eterni ed immutabili. Oggi sappiamo che l’Universo,la regione di spazio e tempo accessibile alle nostre osservazioni, ha avuto un inizio e si modifica nella composizione e nelle dimensioni. Sappiamo inoltre che, le stelle sono fatte di materia, nascono, evol-vono, si spengono e che le particolari caratteristiche del pianeta dipendono dal luogo, dal modo e dal tempo in cui si formano. La Terra è un pianeta del sistema solare, che è l’insieme dei corpi che risentono dell’attrazione gravitazionale del Sole ed è un sistema di corpi in movimento. Il Sole è una stella, cioè un corpo di grande massa che produce autonomamente luce e altre radiazioni elettromagnetiche (reazione termonucleare dove l’idrogeno viene trasformato in ossigeno e energia: e=mc²). Intorno ad esso si muovono 9 pianeti, corpi opachi e freddi che non producono luce. Essi percorrono traiettorie ellittiche intorno al Sole e ruotano su se stessi. Il moto di un pianeta intorno al proprio asse è detto moto di rotazione, mentre il moto intorno al Sole è detto moto di rivoluzione (moto di un corpo celeste intorno ad un altro). La Terra ha un moto di rotazione e uno di rivoluzione. La distanza media della Terra dal Sole è di 150 000 000 km. La Terra è un corpo solido e rigido, di forma sferica ed è un corpo celeste piccolissimo. Intorno alla Terra si muove un satellite: la Luna. I satelliti sono corpi opachi, di dimensioni variabili, legati per attrazione gravitazionale a un pianeta, intorno a cui compiono una rivoluzione e ruotano su se stessi. Le stelle hanno una massa enorme e ciascuna risente dell’attrazione gravitazionale delle stelle circostanti. Per questo non sono isolate ma aggregati di sistemi detti galassie, immensi insiemi di stelle trattenute dalla forza di gravità. Nelle galassie le stelle si muovono compiendo una rivoluzione intorno al centro della galassia. Il Sole appartiene ad una galassia, la Via Lattea che contiene moltissime stelle. La Via Lattea ha una forma a spirale con numerosi bracci, un rigonfiamento in centro e un diametro di moltissimi chilometri. Il Sistema Solare si trova in una posizione periferica e si muove intorno al centro della galassia. Le due galassie più vicine alla Via Lattea sono la galassia di Andromeda e le due nubi di Magellano. In molti casi le galassie formano ammassi, cioè gruppi di galassie, trattenuti dalla forza di attrazione gravitazionale.

La sfera celeste: la sfera celeste è una sfera cava, di raggio infinito sulla cui superficie sono disposti i corpi celesti, poco visibili a occhio nudo. Gli unici visibili per la loro intensità e il colore della luce che emanano sono la Luna e il Sole e spesso anche le stelle, le galassie, i pianeti ed i satelliti. Lo spazio tra gli altri è costituito da un gas di particelle rarefatte o da polveri (materiale interstellare). Si possono osservare anche le nebulose, zone prive di contorni definiti, più opache e dense rispetto allo spazio circostante in cui possono formarsi altre stelle o possono essere residui generati dall’esplosione di stelle nella fase finale della loro esistenza.

Gli elementi di riferimento della sfera celeste:
• L’asse del mondo è la linea ideale che si ottiene prolungando all’infinito l’asse di rotazione della Terra. Esso interseca la sfera celeste in due punti: polo nord celeste che si trova in prossimità della Stella Polare, polo sud celeste che si trova nella costellazione dell’Ottante. Il piano dell’equatore terrestre è perpendicolare all’asse del mondo e passa per il entro della sfera celeste.
• L’equatore celeste è la circonferenza massima tracciata sulla sfera i cui punti sono Equidistanti dai poli celesti. Esso divide la sfera in emisfero settentrionale (boreale) ed emisfero meridionale (austra-le).
• Sulla Terra è possibile immaginare un reticolo geografico, formato da paralleli e meridiani.
I paralleli sono circonferenze parallele all’equatore, sono in tutto 180 (0-90N /0-90S). Su di essi si misura la latitudine (distanza angolare di un punto rispetto all’equatore). Il parallelo celeste fonda-mentale è l’equatore.
I Meridiani sono semicirconferenze che nascono dal polo Nord e vanno al Polo Sud, sono 360 (0-180E/0-180 O). Su di essi si misura la longitudine (distanza angolare di un punto rispetto al meri-diano fondamentale Greenwich). Il meridiano celeste fondamentale è quello passante per un punto particolare, detto punto γ (punto della sfera celeste in cui si trova il Sole nell’equinozio di primavera), mentre il punto diametralmente opposto è detto punto ω (equinozio d’autunno). La posizione di un astro è espressa indicando il parallelo e il meridiano celesti passanti per esso.
• Equinozi :primavera-autunno. In queste due stagioni abbiamo 12h di luce e 12h di buio. Durante gli equinozi i raggi del sole sono perpendicolari all’equatore, quindi l’energia è concentrata in un punto.
Solstizi: estate-inverno. Se nell’emisfero boreale è inverno, in quello australe è estate, e viceversa. Durante i solstizi i raggi del sole sono perpendicolari ai tropici; se sono perpendicolari al tropico del cancro è estate, se sono perpendicolari al tropico del capricorno è inverno. Nel caso in cui i raggi sono obliqui si disperde energia su una superficie più grande. Immaginiamo di tracciare una retta passante per il punto in cui si torva l’osservatore, essa prende il nome di verticale e interseca la sfera celeste in due punti: lo zenit (sopra l’osservatore) e il nadir (sotto l’osservatore). Il piano passante per il centro della sfera celeste e perpendicolare alla verticale del luogo si chiama piano dell’orizzonte astronomico e interseco la sfera celeste secondo una semicirconferenza, che prende il nome di orizzonte astronomico o celeste, del luogo. La posizione dello zenit e del piano dell’orizzonte astronomico, varia a seconda della latitudine dell’osservatore. Sulla superficie della sfera, i circoli massimi passanti per lo zenit e il nadir sono detti circoli verticali e il più importante passa per i poli celesti ed è il meridiano locale.
• Quattro punti cardinali: est, punto dell’orizzonte in cui sorge il sole nei giorni di equinozio; ovest, punto dell’orizzonte in cui tramonta il sole nei giorni di equinozio. Il nord e il sud sono i due punti in cu il circolo meridiano locale interseca l’orizzonte, ognuno nella direzione del corrispondente polo.

Le coordinate astronomiche: le coordinate astronomiche consentono di stabilire la posizione di un corpo celeste.

Coordinate altazimutali: prende come riferimento l’orizzonte e la verticale del luogo. La posizione di un astro è determinata dall’altezza e dall’azimut. L’altezza (h) corrisponde alla distanza angolare dell’astro dal piano dell’orizzonte astronomico dell’osservatore. È l’angolo compreso tra il segmento che unisce il centro del piano all’astro e il piano dell’orizzonte. L’altezza varia da 0° a90°. I punti che restano sotto il piano dell’orizzonte hanno altezza tra 0° e -90°.
L’azimut è la distanza angolare tra il piano del circolo verticale passante per l’astro e il piano passante per il meridiano locale. Si misura sull’orizzonte astronomico dell’osservatore, partendo dal punto cardinale sud e procedendo in senso orario. Le coordinate altazimutali dell’astro vengono stabilite nel momento in cui esso culmina, ossia quando raggiunge la sua massima altezza sul piano dell’orizzonte e variano a seconda dell’osservatore.
Coordinate equatoriali: prende come riferimento l’equatore celeste e l’asse del mondo. La posizione di un astro è determinata dalla declinazione e dall’ascensione retta. La declinazione è la distanza angolare di un corpo celeste dall’equatore celeste. La declinazione è positiva nell’emisfero boreale, negativa in quello australe. I punti posti sull’equatore celeste hanno declinazione 0°; sul polo nord 90°, sul polo sud -90°. Declinazione = latitudine terrestre.
L’ascensione retta è l’angolo compreso tra il meridiano celeste passante per l’astro e il meridiano fonda-mentale. Tale angolo si misura in senso antiorario, partendo dal meridiano fondamentale e si esprime in ore, minuti, secondi. Ascensione retta = longitudine terrestre.

I movimenti apparenti degli astri: la sfera celeste compie ogni giorno una rotazione su se stessa, ruotando da est verso ovest in senso orario. Il movimento di rotazione della sfera celeste si completa in 23 h 56 min. e 4 s e fa perno sull’asse del mondo. In questo movimento vengono trascinati tutti gli astri e solo l’asse del mondo resta immobile e con esso i poli. La Stella Polare appare nel nostro emisfero come l’unico punto di riferimento fermo nel cielo. Il moto diurno della sfera è un moto apparente perché è la Terra che ruota su se stessa in senso antiorario da ovest verso est, causando l’apparente rivoluzione in senso contrario di tutti i corpi celesti visibili. Gli astri, durante il moto diurno della sfera celeste, non si comportano tutti nello stesso modo:
Le stelle, pur muovendosi, conservano sempre la stessa posizione le une rispetto alle altre, perciò vengono dette stelle fisse. Nel corso della rotazione della sfera celeste, ciascuna di esse percorre il parallelo celeste su cui si trova, tornando ad occupare la medesima posizione dopo 23 h 56 min e 4 s. Ogni stella, mentre si muove, mantiene la propria declinazione perché resta sullo stesso parallelo, e la propria ascensione retta perché mentre si muove il meridiano della stella, si muovono anche il punto γ e il meridiano fondamentale. A causa del moto diurno della volta celeste, nel nostro emisfero le stelle visibili descrivono in cielo delle circonferenze concentriche intorno alla Stella Polare, che resta immobile.

Il sole: il Sole sorge, culmina a sud e tramonta muovendosi da est verso ovest in modo più lento delle altre stelle. Il Sole non si colloca in una costellazione definita, ogni mese accumula un ritardo di 30°, esce da una costellazione ed entra in un’altra. Giorno dopo giorno, il Sole modifica la sua declinazione, passando da un valore massimo di +23°27’ a un valore minimo di -23°27’. Il Sole sembra muo-versi in senso contrario rispetto alla sfera celeste, percorrendo un’orbita inclinata rispetto alle traiettorie delle stelle e ritorno nella stessa posizione sulla sfera celeste dopo un anno. Il piano che ruota intorno al sole e quella dove ruota la Terra sono inclinati di 23°27’. Quattro volte all’anno il piano del sole e quello della Terra coincideranno. Il piano dell’orbita annua apparente del Sole è chiamato piano dell’eclittica (= piano dove ruota il sole). Il percorso annuo apparente del Sole è causato dal moto di rivoluzione della Terra intorno al Sole stesso. La Terra compie una rivoluzione intorno al sole in 1 anno, mantenendo l’equatore inclinato di 23°27’ rispetto al piano dell’orbita. La Terra è ricoperta da fasce. Il Sole ci mette un’ora per passare 15 meridiani 1 fascia, un fuso orario (in tutto ci sono 24 fuso orari) .
Giorno civile  dura 24 h. Se si osserva il cielo per diversi giorni alla stessa ora, scopriamo che le stelle risultano spostate verso ovest di circa 1° ogni giorno; ogni notte sorgono nuove stelle e ne tramontano altre. Solo le stelle più vicine alla Stella Polare restano visibili per tutto l’anno, ma la loro posizione cambia.

La Luna: moto diurno da est a ovest, più lento di quello delle stelle. La Luna sorge e tramonta ogni giorno con 50 m di ritardo e completa un giro intero rispetto alla sfera celeste in poco meno di un mese.

I pianeti: sembrano avere un moto proprio che li porta ad assumere posizioni diverse nel corso dell’anno, sempre vicine al piano di rivoluzione del Sole. Per qualche tempo si muovono nello stesso verso del Sole, ma a volte, invertono il verso del moto, per ritornare a muoversi nella direzione originaria. Il moto apparente dei pianeti dipende dalla combinazione tra il moto di rotazione e rivoluzione terrestre e il loro moto intorno al Sole.

Le costellazioni: le costellazioni sono un insieme di stelle vicine tra loro sulla volta celeste, che creano figure immaginarie. Le stelle, che appartengono ad una medesima costellazione, sono poste nello spazio a distanze molto diverse e non sono vincolate in alcun modo le une alle altre. Esse hanno storie, età ed origine differenti. Le costellazioni sono il miglior modo per orientarsi, perché non si modificano nel tempo, poiché la distanza non ci consente di percepire in modo significativo i moti reali delle stelle. La consuetudine di suddividere la volta celeste, immaginando su di essa figure di esseri umani, animali e eroi è molto antica ed è legata alla tradizione mitologica: cinesi, egizi, greci vedevano rappresentate nel cielo storie e miti differenti , avendo quindi costellazioni diverse.
Oggi gli astronomi distinguono 88 costellazioni, di cui ci si serve per dividere la sfera celeste in settori. All’interno delle costellazioni, le stelle vengono indicate con una lettera greca, seguita dal nome della costellazione. Le stelle più brillanti sono: Antares,rivale di Marte; Arturo,il guardiano dell’orsa; Sirio, la splendente; Capella, la capra;Spica,la bellissima; Betelgeuse e Rigel, la spalla e la gamba di Orione; Vega,l’uccello ca-dente.
Nell’emisfero celeste boreale tra le costellazioni riconoscibili troviamo: l’Orsa Maggiore,di cui fa parte il Grande Carro,Cassiopea e l’Orsa Minore con il Piccolo Carro. Queste costellazioni sono sempre visibili sopra l’orizzonte, e permettono di identificare la direzione del nord: l’ultima stella del Piccolo Carro è la Stella Polare, una stella poco luminosa e isolata, che indica la posizione del nord.
Nell’emisfero celeste australe troviamo la costellazione della Croce del sud, direzione del sud, Cane Maggio-re con Sirio, la stella più splendente dell’intero cielo, e il Centauro dove si trova la stella più vicina al Sole (Proxima Centauri).
Note e significative sono le dodici costellazioni dello zodiaco che fanno da sfondo al Sole nel suo moto annuo apparente sulla sfera celeste. Ogni mese il Sole si sposta in una diversa costellazione dello zodiaco, cioè sorge in corrispondenza di una di esse. Sei costellazioni tra le dodici dello zodiaco si trovano al di sopra dell’equatore celeste, sei al di sotto, nell’emisfero australe.

La luce messaggera dell'universo: per capire come si sono formati, quali meccanismi regolano l’evoluzione dei corpi celesti e quali aspetti li differenziano, nel XX secolo l’astronomia ha iniziato a trarre vantaggio per le loro ricerche dal progredire delle conoscenze in campo fisico riguardo le sorgenti luminose, l’emissione e l’assorbimento delle radiazioni e della tecnologia che consente di costruire strumenti in grado di analizzarle.

La luce: La luce è un insieme di radiazioni elettromagnetiche che da una sorgente si propaga nello spazio con una velocità costante e finita, che nel vuoto è di 300 000km/s. Un raggio solare, passando attraverso un prisma di vetro, si scompone in un fascio di luci di colori diversi: rosso, arancio, verde, azzurro, indaco e violetto, che corrispondono a insiemi di radiazioni elettromagnetiche con caratteristiche differenti. Ogni radiazione può essere rappresentata come un’onda, distinguibile dalle altre per i valori assunti dalla frequenza (numero di oscillazioni complete che un punto dell’onda compie nell’unità di tempo) e dalla lunghezza d’onda (di-stanza tra due massime, creste, o due minime, gole, successivi dell’onda). Poiché le onde elettromagnetiche si muovono tutte alla stessa velocità, la loro frequenza è inversamente proporzionale alla loro lunghezza d’onda: quanto più piccola è la lunghezza d’onda, tanto maggiore è la frequenza. La frequenza si misura in hertz, la lunghezza d’onda si misura in multipli e sottomultipli del metro. Oltre alla frequenza e alla lunghezza d’onda, si può misurare per ciascuna radiazione, anche l’ampiezza (data dall’altezza delle creste e delle gole).
La luce visibile è costituita da radiazioni elettromagnetiche con lunghezza d ‘onda comprese tra i 4100 e i 700 nm. In questo intervallo, il nostro occhio percepisce i cambiamenti di lunghezza d’onda delle radiazioni sotto forma di colore; oltre questi estremi, il nostro occhio non riesce a captare le variazioni di lunghezza d’onda, e le lunghezze d ‘onda maggiori o minori delle radiazioni devono essere captate con opportuni stru-menti. Il campo delle radiazioni elettromagnetiche comprende anche raggi ultravioletti, raggi x, raggi y e raggi infrarossi, microonde e onde radio. Le radiazioni elettromagnetiche trasportano nello spazio l’energia, prodotta da una sorgente sotto forma di pacchetti, di quanti di luce, detti fotoni. Ogni fotone tra-sporta una quantità definita di energia e può essere considerato una particella di luce. L’energia dei fotoni dipende dalle radiazioni: tanto maggiore è la frequenza di una radiazione, tanto maggiore è l’energia di un singolo fotone. Le dimensioni della sorgente non influenzano la quantità di energia trasportata da ciascuno dei fotoni emessi, ma solo il numero.

Per osservare il cielo
Cannocchiale: ideato agli inizi del XVII secolo, il cannocchiale è costituito da due lenti poste alle estremità di un tubo e permette di ingrandire, quindi di osservare oggetti distanti. L’uso di questi strumenti si deve Galileo Galilei, che rivolse per primo il cannocchiale verso il cielo.

Telescopi: funzionano alla base di uno stesso principio: convogliano e concentrano, con mezzi differenti a seconda del tipo di telescopio, la radiazione elettromagnetica (proveniente anche da una sorgente molto debole) in un punto, detto fuoco, dove si forma l’immagine analizzata. I telescopi che raccolgono le radiazioni elettromagnetiche sono i telescopi ottici e sfruttano il fenomeno della riflessione: la luce è convogliata su uno specchio metallico e concavo e riflessa. Lo specchio riflette le radiazioni provenienti dall’oggetto osservato, che convergono nel fuoco. La curvatura dello specchio viene calcolata in modo preciso per garantire che i raggi luminosi cadano nello stesso punto dopo la riflessione. Caratteristiche del telescopio ottico sono: potere di risoluzione (capacità di uno strumento ottico di percepire come distinti due punti vicini) e la capacità di ingrandimento (dipende dalla distanza focale, distanza del punto di una lente dal centro ottico della lente o dal vertice dello specchio, dell’obiettivo): aumentando la distanza si ottiene un ingrandimento maggiore.
I telescopi non consentono di ingrandire oggetti del cielo lontano tanto da renderne visibili le superfici. Essi permettono di separare oggetti molto vicini in cielo e catturare le radiazioni elettromagnetiche provenienti da sorgenti debolissime. Le immagini raccolte dai telescopi sono spesso imprecise: le radiazioni provenienti dagli astri, per raggiungere il telescopio, devono attraversare l’atmosfera terrestre che assorbe alcune lunghezze d ‘onda dello spettro elettromagnetico e produce distorsione dell’immagine.
• telescopi ad infrarossi: funzionano come un normale telescopio e riescono a cogliere le radiazioni dell’infrarosso. Buona parte di queste radiazioni (raggi x, raggi γ, infrarossi e onde radio) non pene-tra nell’atmosfera o giunge molto attenuata sula superficie della Terra, perciò questi telescopi devo-no essere collocati in alta montagna, o meglio ancora a bordo di satelliti
• Radiotelescopi: raccolgono al suolo buona parte delle onde radio provenienti dallo spazio. Si pos-sono raccogliere informazioni anche nel campo degli ultravioletti o dei raggi x.
• Telescopi orbitanti intorno alla Terra: le immagini fornite non sono distorte, perché nello spazio la luce si propaga liberamente e la loro precisione dipende soltanto dalla qualità delle lenti dello strumento e dall’accuratezza con cui si riesce a mantenere il puntamento dell’oggetto che si sta osservando. Il più noto telescopio spaziale è l’ Hubble Space Telescope.

La spettroscopia: la spettroscopia è l’analisi tecnica che permette di scomporre o misurare l’intensità delle radiazioni elettromagnetiche provenienti da una sorgente, anche lontanissima con lo scopo di determinare le condizioni chimico fisiche della sorgente stessa.
Quando la luce emessa da una sorgente si propaga in un mezzo omogeneo e isotropo (mezzo o corpo che presenta le stesse caratteristiche fisico-chimiche in tutte le direzioni dello spazio), segue una traiettoria rettilinea in tutte le direzioni dello spazio. Se nel suo cammino, la luce incontra un corpo opaco, cioè dove le radiazioni non possono propagarsi, si genera un cono d’ombra. Se la superficie del corpo opaco è sufficientemente levigata, i raggi luminosi subiscono una riflessione; se la superficie riflettente è irregolare, si verificano fenomeni di diffusione (fenomeno che si osserva quando le radiazioni che colpiscono la superficie di un corpo tornano indietro in ogni direzione). Quando i raggi luminosi incontrano un corpo trasparente, entro cui possono propagarsi, lo attraversano, ma vendono deviati, subendo una rifrazione (fenomeno che si osserva quando le onde, passando da un mezzo di propagazione a un altro con caratteristiche diverse, subiscono un cambiamento nella direzione di propagazione).
Lo spettro è la figura che si ottiene raccogliendo, su uno schermo nero o su una lastra fotografica, le radiazioni elettromagnetiche provenienti da una sorgente, dopo che hanno subito una rifrazione. In ogni spettro le radiazioni si dispongono in ordine di lunghezza d’onda. Le radiazioni subiscono una deviazione tanto maggiore quanto minore è la loro lunghezza d ‘onda. Lo spettro completo delle radiazioni elettromagnetiche comprende tutte le radiazioni. Nel campo visibile le radiazioni si dispongono dal rosso (deviazione minore) al violetto (deviazione maggiore). L’intensità di ciascun colore sullo spettro dipende dal numero di fotoni di quella componente emessi dalla sorgente.
Spettri di emissione continui: la radiazione del corpo nero è la radiazione emessa da un corpo nero riscaldato e mantenuto a temperatura costante. Disperdendo tale radiazione con un prisma si ottiene uno spettro continuo, che contiene tutte le onde elettromagnetiche. Possono essere considerati corpi neri: solidi, liquidi, gas ad alta pressione e alta intensità, portati all’incandescenza, anche se non assorbono e non emettono le radiazioni elettromagnetiche. La quantità di energia emessa da un’unità di superficie del corpo nero dipende solo dalla sua temperatura ed è direttamente proporzionale alla temperatura assoluta raggiunta dal corpo nero. L’intensità di ciascuna radiazione presente nello spettro varia a seconda della temperatura assoluta del corpo nero: tanto più è elevata la temperatura a cui si trova il corpo nero, tanto più aumenta l’intensità delle radiazioni con frequenza maggiore.
Spettri di emissione a righe: si ottengono usando come sorgente di emissione un gas rarefatto a elevata temperatura. Se riscaldiamo un gas a bassa pressione, possiamo osservare che emette luce di colore caratteristico. Lo spettro che ne deriva è costituito da un insieme di righe sottili o di bande su uno sfondo nero. Le radiazioni vengono prodotte dagli atomi del gas: i loro elettroni, a causa del calore ricevuto, passano dallo stato energetico fondamentale a uno stato eccitato, e tornando allo stato fondamentale, liberano energia sotto forma di fotoni ed emettono radiazioni elettromagnetiche caratteristiche, le cui lunghezze d ‘onda dipendono dalla disposizione degli elettroni degli atomi stessi. Gas con diversa composizione danno spettri con insiemi di righe diversi, mentre ogni elemento chimico produce uno spettro caratteristico che contiene sempre le stesse righe. La frequenza e la lunghezza d ‘onda restano invariati, anche se si modifica la temperatura.
Spettri di assorbimento: si ottengono quando la luce continua, proveniente da una sorgente luminosa, vie-ne fatta passare attraverso una sostanza gassosa a bassa pressione e meno calda della sorgente. Il gas assorbe alcune radiazioni emesse dalla sorgente. Se la radiazione viene rifratta, si ottiene uno spettro colorato nel quale sono presenti righe o bande scure. Uno spettro di assorbimento è il negativo di uno spettro di emissione e consente di identificare la natura chimica della sostanza allo stato gassoso, interposta tra la sorgente e l’osservatore.
Lo spettrografo serve per analizzare e scomporre le radiazioni elettromagnetiche provenienti dai corpi celesti, raccoglie un raggio di luce proveniente dall’astro e separa le radiazioni che vengono focalizzate da una lente su una lastra fotografica, sulla quale viene impresso lo spettro.